Na Oslovi se pozorování polarizace reliktního mikrovlnného záření, které slibovalo potvrzení existence reliktních gravitačních vln pocházejících z inflační fáze Velkého třesku, hned ve třech článcích (zde, zde a zde).Už v té době skeptici upozorňovali, že pozorovaný signál polarizace je příliš velký na to, aby byl jeho původ v reliktních gravitačních vlnách a mohl by spíše pocházet z podcenění vlivu prachu v naší galaxii. Tento předpoklad s největší pravděpodobností potvrdily výsledky analýzy měření polarizace reliktního mikrovlnného záření provedených sondou Planck. Než se podíváme na to, co zjistil tým sondy Planck, připomeňme si některé pojmy a jevy, které s danou problematikou souvisí.
Reliktní mikrovlnné záření a jeho fluktuace
Reliktní mikrovlnné záření je pozůstatkem z období počátku našeho vesmíru. Vzniklo v době zhruba 400 000 let po začátku jeho rozpínání. V té době se plazma (ionizovaný plyn) změnilo na neutrální plyn. Teplota elektromagnetického záření klesla natolik, že jednotlivé fotony už neměly dostatek energie na to, aby atomy ionizovaly. Toto záření přestalo mít schopnost interagovat s látkou, záření se od látky oddělilo a jeho chladnutí pak začalo probíhat nezávisle, pouze pod taktovkou rozpínání prostoru. Vzniklo to, co se dnes považuje za reliktní elektromagnetické záření. Jeho energetické spektrum v současnosti, po 13 miliardách let rozpínání vesmíru, odpovídá vyzařování absolutně černého tělesa s teplotou 2,7 K. A největší jeho část leží v mikrovlnné oblasti elektromagnetického spektra. Před těmi 13 miliardami let to bylo v oblasti viditelného světla.
Vlastnosti tohoto záření reflektují vlastnosti hmoty v době, kdy došlo k poslední interakci záření z hmotou. Nese tak informaci o tom, jak vesmír vypadal v době, kdy mu bylo teprve 400 000 let. A protože jeho vlastnosti byly nastaveny předchozím jeho vývojem, lze určit z reliktního mikrovlnného záření i otisky mnohem rannějších období.
Nejznámějším zdrojem takových informací je zkoumání prostorových fluktuací teploty tohoto záření, tedy malé změny tvaru spektra v závislosti na tom, z kterého místa oblohy k nám reliktní záření přichází. Bylo vypuštěno několik sond, které vytvářely postupně stále přesnější mapu rozložení a velikostí fluktuací teploty reliktního záření přicházejícího z různých částí oblohy. Zatímco satelit COBE vypuštěný v roce 1992, který umožnil poprvé fluktuace pozorovat, měl úhlové rozlišení pouhých 7 úhlových stupňů, satelit WPAP vypuštěný v roce 2001 už 15 úhlových minut a satelit Planck z roku 2009 už dokonce 5 úhlových minut. Ten poslední dokázal měřit rozdíly teploty až 2 µK a pořídil extrémně detailní mapu fluktuací teploty reliktního záření. Ta poskytuje obrovské množství poznatků o velikosti a charakteru fluktuací hustoty a teploty ve vesmíru v době vzniku tohoto záření.
Z průběhu závislosti velikostí fluktuací na uhlové vzdálenosti pozorovaných míst lze zjistit složení hmoty ve vesmíru (podíl baryonové hmoty, temné hmoty a temné energie), stáří vesmíru, dobu zapálení prvních hvězd a řadu dalších kosmologických parametrů.
Dalším zdrojem informací, které lze zkoumáním reliktního záření získat, je polarizace reliktního záření. A právě průlom v této oblasti byl jedním z hlavních úkolů sondy Planck. V této oblasti v současné době ovšem nepracuje pouze sonda Planck, ale také některé observatoře ve vhodných podmínkách na zemském povrchu, v blízkosti pólu, kde je nejtenčí a velmi suchá atmosféra, nebo umisťované na balónech.
Polarizace elektromagnetického záření
Elektromagnetické vlnění je způsobeno kmitáním vektoru intenzity elektrického pole a k němu kolmého vektoru intenzity magnetického pole. V okamžiku, kdy má intenzita elektrického pole maximální hodnotu, je intenzita magnetického pole nulová a naopak. V běžných podmínkách je směr kmitání náhodný, chaotický, mluvíme o nepolarizovaném elektromagnetickém záření. V případě, že ke kmitům dochází v jednom směru, dostáváme elektromagnetické záření polarizované. V tomto případě lineárně polarizované. Pokud se směr kmitání postupně mění, dostáváme tzv. eliptickou polarizaci. Limitními případy této eliptické polarizace jsou jak už zmíněná lineární tak kruhová polarizace.
Pozorovanou polarizaci můžeme rozdělit na dvě složky. Jednou z nich je složka, která nemá preferovaný směr točivosti. Ta se označuje jako E-mód. Druhá složka je ta, která má nějaký preferovaný směr točivosti (buď máme levotočivou, nebo pravotočivou polarizaci). Ta se označuje jako B-mód.
Polarizace mikrovlnného reliktního záření
Polarizace reliktního mikrovlnného záření vznikla hlavně v době jeho produkce ve velice krátkém okamžiku. Vzniká při rozptylu elektromagnetických vln na volných elektronech a musí jít zároveň o poslední rozptyl. Musí ještě existovat volné elektrony, a zároveň dochází k rychlému jejich vymizení. K tomu, aby došlo k polarizaci, musí dojít k tzv. Thomsonově rozptylu dvou elektromagnetických vln s různou frekvencí přicházejících s navzájem kolmých směrů na elektronu.
Existuje několik možností, jak k anizotropii světelného záření přicházejícího z různých směrů může dojít. Prvním případem je situace, kdy máme prostředí s oblastmi s různou hustotou a teplotou. V této situaci dostaneme tzv. skalární poruchy. Druhým případem je situace, kdy existují singularity způsobené například monopóly nebo kosmickými strunami. Pak hovoříme o vektorových poruchách. Posledním případem jsou tenzorové poruchy, které mohou vzniknout průchodem elektromagnetické vlny reliktní gravitační vlnou. Ta by měla vzniknout v inflačním období velmi prudkého rozpínání ve velmi raném vesmíru.
Zatímco skalárních poruch by mělo být ve velmi raném vesmíru hodně, jak ostatně vidíme na mapě fluktuací teploty reliktního záření, výskyt singularit, a tedy vektorových poruch, by měl být velmi řídký. Pokud však náš vesmír opravdu prošel inflačním obdobím, měly by být pozorovatelné známky existence tenzorových poruch.
Polarizaci E-módu může způsobovat jak skalární tak tenzorová porucha. Z měření tohoto módu polarizace tak tyto dva případy nedokážeme rozlišit. Navíc by vliv skalárních poruch měl dominovat. B-mód polarizace mohou produkovat vektorové a tenzorové poruchy, ale ne ty skalární. Vektorové poruchy by měly být velmi vzácné, ale v případě inflační fáze v našem vesmíru by měly existovat tenzorové poruchy způsobené reliktními gravitačními vlnami. V tomto případě bychom na obloze měli na obloze pozorovat rozsáhlé oblasti se stejným směrem B-módu polarizace.
První měření E-módu polarizace provedl v roce 2002 experiment DASI pracující také v Antarktidě. Přesná měření pak uskutečnila sonda WMAP, která prokázala, že velikost efektu E-módu odpovídá měřeným prostorovým tepelným fluktuacím reliktního záření, a tedy i hmoty vesmíru v dané době.
Pozorování B-módu polarizace zařízením BICEP2
Hledání oblastí s různou orientací B-módu polarizace se pak věnovalo právě zařízení BICEP2. Jedná se o zařízení zaměřené na detekci mikrovlnného záření ve vlnové frekvenci 150 GHz, tedy s vlnovou délkou 2 mm. Pro měření mikrovlnného záření je potřeba příslušné detekční zařízení velice hluboce podchladit (do blízkosti heliových teplot), protože tyto elektromagnetické vlny intenzivně vyzařuje i relativně chladný materiál.
Toto zařízení opravdu našlo na obloze velké množství rozsáhlých oblastí s různou orientací B-mód komponenty polarizace. Efekt byl značně výraznější, než se předpokládalo z kosmologických modelů zavádějících inflační etapu vývoje vesmíru. Právě toto už zpočátku vzbuzovalo jisté pochybnosti o původu tohoto jevu. Přesto se nejen servery zabývajícími se popularizací vědy prohnala smršť článků ohlašujících prokázání existence reliktního gravitačního záření vzniklého v inflační fázi.
Pokud by se tato interpretace potvrdila, asi by nic nestálo v cestě tomu, aby si Alan Guth a Andrej Linde přijeli pro nejbližší Nobelovu cenu za fyziku. Ovšem, než se původ jevu v reliktních gravitačních vlnách mohl považovat za prokázaný, bylo potřeba vyloučit jiné zdroje B-módu polarizace. A tím nejpravděpodobnějším by mohl být rozptyl na galaktickém prachu v naší Galaxii. Místo něčeho velmi vzdáleného v čase i prostoru bychom pozorovali něco relativně velmi blízkého.
Problémem totiž bylo, že BICEP2 pozoroval reliktní záření na jedné frekvenci a to právě v oblasti, která může být velmi silně ovlivněna právě mezihvězdným prachem. Rozřešení mohla přinést detailní analýza dat o polarizaci reliktního mikrovlnného záření získaných sondou Planck.
Výsledky analýzy dat ze sondy Planck
Velice náročné statistické zkoumání velmi slabého signálu způsobilo, že analýza trvala dost dlouho a i tak není úplně dokončená. Publikována byla až nyní zde. Přesto však jasně prokázala, že pozorované oblasti s různou orientací B-módu polarizace jsou způsobeny vlivem mezihvězdného prachu. Této interpretaci odpovídá i závislost velikosti efektu tohoto módu polarizace v závislosti na frekvenci záření, které sonda Planck pozorovala. Zde se projevila výhoda toho, že Planck pozoruje mikrovlnné spektrum ve více čarách. Další důležitou skutečností je, že BICEP2 pozoruje pouze malý výsek oblohy, naopak Planck studoval téměř celou oblohu a mohla tak prostudovat rozložení prachu a jeho vliv po celé obloze.
Pozorování sondy Planck se dalo využít k tomu, že se spočítal vliv prachu v měření experimentu BICEP2. Ukázalo se, že tvoří dominantní část pozorované velikosti polarizace B-módu. Pochopitelně, nelze vyloučit, že prach nevysvětlí úplně všechen pozorovaný efekt a nějaká jeho část je způsobena vlivem reliktních gravitačních vln. Ale nelze říci jaká, a jestli vůbec nějaká.
Závěr
Ukázalo se tak, že na potvrzení případné existence reliktních gravitačních si budeme muset ještě počkat. Analýza dat ze sondy Planck pokračuje a podrobnější a detailnější rozbor by mohl v budoucnu přispět i ke zpřesnění započtení vlivu mezihvězdného prachu a zjištění případných náznaků existence reliktních gravitačních vln.
Ovšem už teď je jasné, že případný efekt reliktních gravitačních vln v B-módu polarizace reliktního mikrovlnného záření je mnohem menší, než inzeroval projekt BICEP2 a nedochází tak k vyloučení velkého počtu jednodušších inflačních modelů, o kterém se v souvislosti s pozorováním BICEP2 mluvilo.
Největší šanci na co nejpřesnější určení vlivu prachu a zjištění příznaků případných reliktních gravitačních vln by mělo speciální zařízení, které by pozorovalo v několika pečlivě vybraných frekvencích takových, kde je nejmenší vliv prachu a největší efekt z reliktních gravitačních vln a také, aby se přesně popsal efekt prachu.
Pokud se nepodaří odhalit reliktní gravitační vlny nepřímo pomocí jejich otisku v reliktním mikrovlnném záření, mohly by už v brzké době vylepšené detektory gravitačních vln umožnit jejich přímé pozorování. Ale o přímé detekci gravitačních vln někdy příště.
Poděkování: Chtěl bych poděkovat Petru Kulhánkovi za inspiraci pro tento článek. V pátek 3. září 2014 jsme měli s ním a kolegyní Soňou Ehlerovou z Astronomického ústavu přednášky v rámci semináře „Velké otázky soudobé kosmologie“. Právě Petr Kulhánek měl povídání o gravitačních vlnách, Soňa Ehlerová o pozorování mezihvězdné hmoty a já o současném pohledu na temnou hmotu. Přednášky se natáčely a jakmile budou vyvěšeny na serveru Aldebarán, odkazy zde připojíme
Soňa Ehlerová - Mezihvězdná hmota v galaxiích (JČMF a Kosmologická
sekce ČAS 3.10.2014)
Petr Kulhánek - Byly objeveny gravitační vlny? (JČMF a Kosmologická
sekce ČAS 3.10.2014)
Vladimír Wagner - Co dnes víme o temné hmotě? (JČMF a Kosmologická
sekce ČAS 3.10.2014)
Diskuze:
